Cepheid Çiftlerinde Kütle Oranı

“Cepheid”ler ˙ Dönemsel parlaklık değişimi... ˙ Dönem -parlaklık ilişkisi Leavitt (1912)....Magellan bulutunda...

˙ Uzaklık belirlemek, ˙ m-mg=-2.5log(L/Lg) ˙ m-M=5logr r....uzaklık. ˙ Zonklama mekanizması ˙ Çift yıldız bileşenlerinde sorun: ˙ Dönem parlaklık bağıntısına uyuyor mu? ˙ Eşzamanlı (senkronize) dönmenin Cepheid dönemine etkisi...

Çift yıldız bileşeni olan “Cepheid”ler ˙ Abt (1983): tayfsal görsel hareket istatistik. ˙ Farklı sıcaklıklardaki Cepheidlerin dönemleriyle çift yıldız dönemi arsında benzerlik var. ˙ P<E-2 yıl ise kütle alan yıldızlarınkinden farklı... ˙ Kütle belirleme tayf (M) + fotometri (i)... ˙ Trimble (1990): “Kütle oranlarında bir düzen yok gibi...”

Çift yıldız bileşeni olan “Cepheid”ler ˙ IUE.....International Ultraviolet Explorer ˙ Moröte gözlemler: Özellikle sıcak anakol yıldızlarıyla çift olan bir Cepheid varsa anakol yıldızının tayfı Cepheidler tarafından genellikle A’de bozuluyor. ˙ Bazı dizgeler: ˙ SU Cyg: Üçlü dizge, çok sıcak bileşene sahip tek çizgili...B8 ˙ V1334 Cyg: Üçlü dizge, ~B7 ˙ DL Cas: B9-A0, ˙ RX Cam: ~A0. ˙ AT Pup, V465 Mon, ˙ XX Cen, R Tra: 1900A’de Cepheid bileşeninin katkısı. ˙ Fig 5: Cepheidler ve bileşenlerinin tayf türleri...

˙ Yörünge Hareketi yapan Cepheidler: ˙ Bir çift yıldız üyesi ise yörünge hareketi yapacak...Tablo I

Bileşenlerin kütleleri ˙ Eğer bileşen anakolda ise, kütleler kütle-tayftürü ilişkisi ile bulunabilir. ˙ Eğer cepheid ve bileşeni kütlece benzerse bileşen ZAMS’tan öteye evrimleşmiş olabilir.Bunu gözardı edip anakol almak sistematik bir hataya götürebilir. IŞITMA FARKI kulanılmalıdır. ˙ Cepheid ve bileşenleri için bulunan kütleler ve farklı evrim modelleri. Fig 6a....Becker (1981) Fig 6b.....Genova grubu Fig 6c.....Padua grubu ˙ Becker......”convective overshooting” yok. ˙ Geneva.....”convective overshooting” var.

˙ Evrimin bileşenlere etkisi=ışıtma farkları... ˙ Işıtma farkı arttıkça, evrimden etkilenmesi daha az. ˙ AX Cir, V küçük ışıtma farkı, bileşen evrimleşmiş S Mus büyük, evrimden az etkilenmiş. ˙

Cepheidlerin kütleleri ˙ Kütle-ışıtma bağıntısı kütle belirleme. ˙ Dikkat: bileşen sıcak ve parlaksa Cepheid’in gözlenen rengini etkileyecek, bu etki çıkarılmalı... ˙ “convective overshoot” önemli ama bir çelişki: Gözlemsel veriler Becker modeli (overshooting yok) ile uyum gösteriyor.

Kütle oranları ˙ Tablo 6, Fig 7a...Fig7b (by using Becker ve Padua mass- luminosity relation) ˙ q < 0.2 yok...IUE tayfında soğuk bileşenler algılanamıyor

˙ 7b.solid Becker, dotted Padua...

Bazı yörünge öğeleri ˙ Hız genliği...Fig 8a. (üçgenlerin çift olduğu şüpheli) ˙ Dönem: 1yr < P < 10yr (logP=2,56-3,06 days)

Bileşenlerin kütle alt limiti ˙ Yörünge öğeleri + baş yıldıza ilişkin bilgiler kullanılarak. ˙ a=yarı-büyük eksen (AB), P (yr)... ˙ Alt limit için e=0,5 alalım......dizgeler onu gösteriyor..... ˙ Buradan f(M1,M2)/M1 için bir alt limit bulunur. ● K:yarı-genlik (km/s) ● P days

˙ Kütle oranı cinsinden... ˙ Fig 10...kütle oranıyla değişim. ● YZ Car,Z Lac...diğerleri için çok küçük, çizilemez.

Eşit veya düşük kütleli bileşenler ˙ Cepheid’in bileşeni daha düşük kütleli bir kırmızı dev olabilir. IUE ile algılanması zorlaşır. Cepheidin çizgileri baskınlaşır. ˙ Bileşeni bu tayfla bulunamayanlar düşük kütleli bileşen olarak nitelendirilebilir.

Sıklık ˙ Trimble(1990)......N(q)  ( q)-1 ˙ Evans (1993) N(q)  ( q) Fig 13. ˙ Gelecek: ˙ Çift yıldız bileşeni Cepheidlerle tek Cepheidlerin dönem farkları... ˙ Dönem-parlaklık bağıntısının değişimi... ˙ “convective overshooting” etkisi sönümleniyor mu ?